הבדלים בין גרסאות בדף "קו ה-21 ס"מ של מימן ניטרלי"

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
שורה 50: שורה 50:
 
===טמפרטורת הספין ועוצמת הפליטה ב 21 ס"מ===
 
===טמפרטורת הספין ועוצמת הפליטה ב 21 ס"מ===
  
את פילוג אוכלוסית הטריפלט והסינגלט של תת הרמה המפוצלת במבנה העדין מבטאים ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת '''טמפרטורת הספין''' (באנגלית '''The spin temperature  '''). אם נסמן ב- <math>n_0</math> את הצפיפות המספרית של אטומי מימן נטרלי הנמצאים ברמת הסינגלט וב- <math>n_1</math> את הצפיפות המספרית של אטומי מימן נטרלי הנמצאים ברמת טריפלט, אז ניתן להגדיר את טמפרטורת הספין כ-  
+
את פילוג אוכלוסית הטריפלט והסינגלט של תת הרמה המפוצלת במבנה העדין מבטאים ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת '''טמפרטורת הספין''' (באנגלית '''The spin temperature  '''). אם נסמן ב- <math>n_0</math> את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הסינגלט וב- <math>n_1</math> את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הטריפלט, אז ניתן להגדיר את טמפרטורת הספין כ-  
  
 
<math>\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_\star/T_s}</math>,  
 
<math>\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_\star/T_s}</math>,  

גרסה מ־16:50, 30 באפריל 2009

בעריכת ירון

(באנגלית: Neutral Hydrogen 21cm Line) הינו קו ספקטרלי בתחום קרינת הרדיו המופיע כתוצאה ממעבר של אלקטרון בין שתי תת-רמות ברמת היסוד של אטום מימן ניטרלי. פיצול זה של רמת היסוד ניקרא פיצול היפר עדין (באנגלית: Hyper Fine Split) והוא נוצר כתוצאה מאינטראקציה בין הספין של האלקטרון לספין הפרוטון. כאשר האטום דועך מרמה אחת לשניה בפיצול זה הוא משחרר פוטון בעל אנרגיה המתאימה לאורך גל של 21 ס"מ.

קו ה-21 ס"מ הינו הקו הספקטרלי המפורסם ביותר בתחום הרדיו וקיומו מאפשר איתור של מימן ניטרלי בגלקסית שביל החלב ובגלקסיות אחרות ומדידת הטמפרטורה שלו, וכן מדידת מהירות הסיבוב של גלקסיות ספירליות. בעתיד הקרוב יבנו מערכי רדיו גדולים ברחבי העולם אשר תפקידם יהיה לגלות אותות של קו ה- 21 ס"מ המוסח לאדום מהעידן בו נוצרו הגלקסיות הראשונות ומעידן הרי-יוניזציה, קרי הינון מחדש

קיומו של קו ה-21 ס"מ נחזה ע"י האסטרונום ההולנדי יאן אורט (Jan Oort) והסטודנט שלו (H.C. Van de Hulst) בזמן מלחמת העולם השנייה, לאחר ששמעו על התצפיות החלוציות של גרוט רבר (Grote Reber) בתחום קרינת הרדיו.

פליטת הקו ממימן ניטרלי

סירטוט סכמטי - לא בסקאלה הנכונה- של שתי רמות האנרגיה של אטום המימן. ניתן לראות את הפיצול ההיפר עדין של רמת היסוד. הפרש הרמות הטריפלט והסינגלט מתאים לאורך גל של 21 ס"מ. ניתן גם לראות את הפרש הרמות בין הרמה n=1 לבין n=2 המתאים לקו ליימן אלפא.

כתוצאה מאינטראקציה קוונטית בין הספין של האלקטרון והספין של גרעין אטום המימן (פרוטון), מתחלקת רמת האנרגיה היסודית של אטום המימן לשתי תת-רמות הקרויות גם המבנה ההיפר העדין (Hyperfine structure). הרמה העליונה נקראת טריפלט (באנגלית triplet ) והתחתונה סינגלט (באנגלית singlet ). רמות האנרגיה הנ"ל מוצגות באיור משמאל. הפרש האנרגיה בין שני המצבים בתת הרמה הנ"ל שווה ערך לתדירות של: 1.420405752\times10^{9} הרץ, או אורך גל של 21.1061 ס"מ. כאשר אלקטרון פוגש בפוטון בעל אנרגיה מתאימה (קרי, פוטון באורך גל של 21 ס"מ) אזי הוא יכול לעבור מתת הרמה הנמוכה אנרגטית לתת הרמה הגבוהה (במצב זה הפוטון נבלע ויופיע קו בליעה). אורך מחצית החיים של תת הרמה הנ"ל הינו כ-10 מיליון שנה. זאת אומרת שבממוצע, לאחר כ- 10 מיליון שנה האלקטרון ידעך חזרה לרמת היסוד תוך כדי פליטת פוטון באורך גל של 21 ס"מ (ואז יראה קו פליטה באורך גל של 21 ס"מ).

למרות השכיחות הנמוכה שבה מתבצע המעבר, מימן הינו היסוד השכיח ביותר בטבע (ראו: היווצרות היסודות הכימיים במפץ הגדול) ומצוי בכמויות גדולות ברחבי הגלקסיה. מסיבה זו קו ה- 21 ס"מ נצפה בקלות באמצעות טלסקופי רדיו.


מדידת סיבוב הגלקסיה באמצעות קו 21 ס"מ של מימן ניטרלי

גלקסיה M83 כפי שצולמה במצפה הכוכבים ע"ש וייז ועליה מודגם כיצד נעשה שימוש בקו ה-21 ס"מ למדידת מהירות סיבוב גלקסית שביל החלב כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה.

גלקסיית שביל החלב שבה אנו מצויים הינה אוסף של כ 400 מיליארד שמשות הנעות סביב מרכז הגלקסיה, שלה צורת דיסקה. לדוגמא, השמש נמצאת במרחק של כ 7.6 קילו-פרסק ממרכז הגלאקסיה ומשלימה הקפה סביב מרכז הגלאקסיה בכ-200 מיליון שנה.

האיור הבא מראה את הגלקסיה M83 כפי שצולמה במצפה הכוכבים ע"ש וייז ועליה מודגם כיצד נעשה שימוש בקו ה-21 ס"מ למדידת מהירות סיבוב גלקסית שביל החלב כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה. באיור, הצופה נמצא בנקודה O, ומרכז הגלקסיה בנקודה G. כמו כן מצוירים שלושה מעגלים המתארים את מסלולי ענני גז במרחקים שונים ממרכז הגלקסיה. הצופה מתבונן בזוית GOA (זווית זו קרויה גם קו אורך גלקטי ומסומנת l) לעבר ענני מימן ניטרלי המצויים לאורך הקו CAB. ענני הגז הנ"ל נעים סביב מרכז הגלקסיה (בתנועה מעגלית בקרוב). מהציור ניתן לראות שמאחר ורכיב התנועה של העננים המצויים בנקודה A הינו על הקו OA, מהירותם תהיה מקסימלית (או מינמלית) ביחס לעננים בנקודה B או C – רכיב המהירות הנמדד לאורך הקו CAB ניתן על ידי אורך החיצים הירוקים. על כן מדידת המהירות המקסימלית (או מינימלית) של ענני הגז כתלות בקו האורך הגלקטי נותנת את מהירות הענן בנקודה A. מאחר והקו OA משיק למעגל שעליו נע הענן בנקודה A, ומאחר והמרחק למרכז הגלקסיה (OG) ידוע אזי המרחק GA, ניתן ע"י:

{\rm GO}\times\sin(l)

כך למעשה אנו מודדים את מהירות הסיבוב של ענני הגז כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה.

תצפיות רדיו בקו ה-21 ס"מ בגלקסיות אחרות מאפשר למדוד את מהירות סיבובן כתלות במרחק ממרכז הגלקסיה (ראו: חומר אפל).

רי-יוניזציה וקו ה- 21 ס"מ

סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. מאמר זה הופיע באנציקלופדית UNESCO EOLSS קוד ארכיב: arXiv0804.2258L. בסירטוט מימן ניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב.

ראו מאמר מורחב בנושא: ריוניזציה.

בשנים הקרובות תצפיות חדשות של קרינת קו ה-21 ס"מ מעצמים מרוחקים יעזרו לגולל את סיפור יצירת הגלקסיות הראשונות ביקום. מערכי רדיו כמו Murchison Widefield Array ) MWA ) ו- (Low Frequency Array ) LOFAR ישתמשו בתכונותיו של מימן ניטרלי לפלוט קרינת 21 ס"מ על-מנת למפות את המימן הניטרלי ביקום. עידן השחבור מחדש (ריקומבינציה, שהתרחשה כ- 400,000 שנה לאחר המפץ הגדול) ציין את מעבר היקום משלב של קרינה מיוננת ליקום המלא במימן ניטרלי (בסירטוט משמאל זה הוא האיזור האפור). מקורות האור הראשונים ביקום(שהופיעו כשלושים מליון שנה לאחר המפץ הגדול) החלו לינן (כלומר, להפריד אלקטרונים מאטומים) את המימן הניטרלי בסביבתם, כך שנוצרה מעין בועה מיוננת סביב כל מקור קרינה (האזורים הצהובים באיור משמאל). ככל שנוצרו עוד ועוד מקורות אור, כך תהליך זה צבר תאוצה, עד שכל היקום היה מיונן כ-200 מיליון שנה לאחר המפץ הגדול (באומרנו "כל היקום" אנו מתכוונים בעצם לגז הבין גלקטי - באנגלית the inter galactic medium). משמאל, סירטוט סכמטי של המבנה המרחבי של תהליך הינון מחדש הלקוח מתוך מאמר הסקירה של פרופסור אבי לב מהרווראד, ברשותו. בסירטוט מימן ניטרלי מסומן באפור, ואילו מימן מיונן מסומן בצהוב.

התצפיות באמצעות מערכי הרדיו החדשים הללו יתנו לנו תמונה תלת מימדית של היקום. בעוד מיפוי המיקום על פני כיפת השמיים יספק תמונה דו מימדית, כיוון שקרינה הנעה במהירות האור המגיעה אילנו מאיזורים מרוחקים מוסחת לאדום נוכל לקבל גם את מימד הזמן. התמונה שתתקבל צפויה להראות כגבינה שוויצרית (מחוררת). בעוד אזורים המלאים במימן ניטרלי יראו כפולטים באורך גל של 21 ס"מ, באזורים שבהם המימן מיונן לא תראה פליטה.

עוצמת הקרינה המצופה היא חלשה ביותר וההערכות הן שהיא חלשה בערך פי כמיליון מהאות המצופה מקרינת הרקע הקוסמית. אבל מאחר וקרינה זו תופיע כקו ספקטרלי אזי ניתן, באמצעות טכניקות סטטיסטיות, להפריד אותה ממקורות הרעש.

מערכי הרדיו הללו לא יוכלו להתמקד על מקור אור מסויים, אלה יוכלו לתת מידע סטטיסטי על המקורות. תצפיות אילו מושפעות מהתפלגות המקורות, טמפרטורת הגז, התפלגות המימן הקוסמי ביקום ושטף קרינת האולטרא סגול(UV) ממקורות האור הראשונים.

טמפרטורת הספין ועוצמת הפליטה ב 21 ס"מ

את פילוג אוכלוסית הטריפלט והסינגלט של תת הרמה המפוצלת במבנה העדין מבטאים ע"י טמפרטורה אפקטיבית הנקראת טמפרטורת הספין (באנגלית The spin temperature ). אם נסמן ב- n_0 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הסינגלט וב- n_1 את הצפיפות המספרית של אטומי מימן ניטרלי הנמצאים ברמת הטריפלט, אז ניתן להגדיר את טמפרטורת הספין כ-

\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_\star/T_s},

כאשר T_\star=0.0682 קלווין, הינו הטמפרטורה המתאימה להפרש הרמות ההיפר עדין מפוצלות. כיוון שטמפרטורת הספין מתארת את שינוי אוכלוסית הרמות הטריפלט והסינגלט היא בעצם האחראית על מדידת עוצמת הקרינה ב אורך גל של 21 ס"מ. על כן אם טמפרטורת הספין גדולה מטמפרטורת ההארה הסיגנל יראה בפליטה של 21 ס"מ יחסית לקרינת הרקע הקוסמית. אם טמפרטורת הספין קטנה מטמפרטורת ההארה הסיגנל יראה בבליעה של קרינת הרקע הקוסמית.

אפקטים פיזיקלים המשפיעים על טמפרטורת הספין

ישנם שלושה אפקטים המשפיעים על טמפרטורת הספין ובכך משפיעים על התפלגות רמות הטריפלט והסינגלט, ןלכן משפיעים על עוצמת הקרינה ממקו ה 21 ס"מ.

  • בליעה של קרינת הרקע הקוסמית. פוטון באורך גל המתאים להפרש הרמות ההיפר מפוצלות נבלע ע"י מימן נטרלי, ובכך מעלה את רמת האנרגיה של האטום מסינגלט לטריפלט (ראו סירטוט של רמות האנרגיה).
  • התנגשיות בין אטומי מימן שכנים, בהתנגשיות כאילו אטומים הנמצאים ברמת טריפלט (או סינגלט) יכולים להחליף אנרגיה ובכך לעבור להיות במצב סינגלט (או טריפלט).
  • אינטראקציה עם פוטוני ליימן אלפא. אפקט זה נקרא אפקט ווטהוזן-פילד ( Wouthuysen Field ) אפקט זה מסתמך על כך שכוכבים פולטים קרינת UV ובאופן ספציפי קרינה באורך גל המתאימה לקו הספקטרלי ליימן אלפא (121.6 ננומטר, או 2.47\times10^{15} הרץ) שמתאימה להפרש הרמות של n=2 ו-n=1 של אטום המימן (ראו סירטוט סכמטי של רמות האנרגיה באטום המימן). פקטור נוסף חשוב באפקט זה הוא המימן הנטרלי ביקום לפני הריוניזציה. קרינת UV נבלעת ע"י אטומי המימן מסביב למקור האור, כאשר הסיכוי לבליעה הוא מאוד גבוה והאטום עולה לרמת אנרגיה ( n=2 ). האטום חוזר לרמה n=1 תוך כ- 2.47\times10^{-15} שניות בממוצע, והוא יכול לחזור או למצב הטריפלט או לסינגלט ובכך לשנות את פילוג האוכלוסיה של מצבי הטריפלט והסינגלט. קרר, לשנות את טמפרטורת הספין.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


סמדר נאוז, ערן אופק